Khóa luận Tìm hiểu về sự tiến hóa và phân loại sao

56 trang thiennha21 15/04/2022 5410

Download

Bạn đang xem 20 trang mẫu của tài liệu "Khóa luận Tìm hiểu về sự tiến hóa và phân loại sao", để tải tài liệu gốc về máy bạn click vào nút DOWNLOAD ở trên

Tài liệu đính kèm:

khoa_luan_tim_hieu_ve_su_tien_hoa_va_phan_loai_sao.pdf

Nội dung text: Khóa luận Tìm hiểu về sự tiến hóa và phân loại sao

BỘ GIÁO DỤC VÀ ĐÀO TẠO TRƯỜNG ĐẠI HỌC SƯ PHẠM HÀ NỘI 2 ====== NGUYỄN THỊ THÚY TÌM HIỂU VỀ SỰ TIẾN HÓA VÀ PHÂN LOẠI SAO KHÓA LUẬN TỐT NGHIỆP ĐẠI HỌC HÀ NỘI, 2018
TRƯỜNG ĐẠI HỌC SƯ PHẠM HÀ NỘI 2 KHOA VẬT LÝ ====== NGUYỄN THỊ THÚY TÌM HIỂU VỀ SỰ TIẾN HÓA VÀ PHÂN LOẠI SAO Chuyên ngành: Vật lý đại cương KHÓA LUẬN TỐT NGHIỆP ĐẠI HỌC Người hướng dẫn khoa học TS. NGUYỄN HỮU TÌNH HÀ NỘI - 2018
LỜI CẢM ƠN Lời đầu tiên, em xin bày tỏ lòng biết ơn sâu sắc tới TS Nguyễn Hữu Tình người đã giúp đỡ định hướng nghiên cứu, cung cấp cho em những tài liệu quý báu, tận tình hướng dẫn, chỉ bảo, tạo điều kiện tốt nhất trong quá trình hoàn thành khoá luận tốt nghiệp. Em xin cảm ơn quý thầy cô trong khoa Vật lý đã tận tình giúp đỡ em trong suốt quá trình học tập, rèn luyện và làm khóa luận. Em xin cảm ơn tới các bạn sinh viên đã luôn giúp đỡ, cổ vũ và động viên em trong suốt quá trình học tập và hoàn thành khóa luận. Em rất mong nhận được sự đóng góp ý kiến của quý thầy cô và các bạn để bài khóa luận này hoàn chỉnh hơn. Em xin chân thành cảm ơn! Hà Nội, ngày 09 tháng 05 năm 2018 Sinh Viên Nguyễn Thị Thúy
LỜI CAM ĐOAN Em xin cam đoan những kết quả nghiên cứu trong khoá luận hoàn toàn là trung thực và chưa từng được công bố bởi bất kì nơi nào khác, mọi nguồn tài liệu tham khảo đều được trích dẫn một cách rõ ràng. Hà Nội, ngày 09 tháng 05 năm 2018 Sinh Viên Nguyễn Thị Thúy
MỤC LỤC MỞ ĐẦU 1 1. Lí do chọn đề tài 1 2. Mục đích nghiên cứu đề tài 2 3. Đối tượng nghiên cứu 2 4. Phương pháp nghiên cứu 2 NỘI DUNG 3 CHƯƠNG 1: SAO VÀ NHỮNG ĐẶC TRƯNG CƠ BẢN CỦA SAO 3 1.1. Sao là gì? 3 1.2. Các đặc trưng cơ bản của sao 3 1.2.1. Cấp sao nhìn thấy (m) 3 1.2.2. Cấp sao tuyệt đối (M) 5 1.2.3. Xác định khoảng cách đến các sao 6 1.2.4. Công suất bức xạ, độ trưng 7 1.2.5. Xác định kích thước của các sao 7 1.2.6. Xác định khối lượng các sao 8 1.2.7. Nhiệt độ quang cầu của các sao 9 1.2.8. Thành phần các nguyên tố hóa học của vật chất cấu tạo nên các sao 9 CHƯƠNG 2: PHÂN LOẠI SAO 11 2.1. Phân loại theo quang phổ 11 2.1.1. Phân loại theo quang phổ Morgan – Keenan 11 2.1.2. Phân loại theo dạng quang phổ bổ sung 16 2.1.3. Phân loại theo quang phổ Yerkes 18 2.2. Sao biến quang 19 2.2.1. Sao biến quang do che khuất 19 2.2.2. Sao biến quang do co giãn 20 2.2.3. Biến quang do đột biến 21
CHƯƠNG 3: SỰ TIẾN HÓA CỦA CÁC SAO 23 3.1. Các giai đoạn chính trong quá trình tiến hóa của sao 23 3.1.1. Giai đoạn tiền sao 24 3.1.2. Giai đoạn sao ổn định 26 3.1.3. Giai đoạn kết thúc – giai đoạn sao khổng lồ đỏ, siêu khổng lồ đỏ 30 3.2. Sự phát hiện và các đặc tính vật lý của các tàn dư suy biến của sao 31 3.2.1. Sao khổng lồ đỏ (Red Giant) 31 3.2.2. Sao lùn trắng (White Dwarf) 33 3.2.3. Sao lùn đen (Black Dwarf) 34 3.2.4. Sao Nơtrôn (Neutron Star) 35 3.2.5. Hố đen (Black Hole) 41 CHƯƠNG 4: MỘT SỐ BÀI TẬP VẬN DỤNG 44 KẾT LUẬN 47 TÀI LIỆU THAM KHẢO 48
DANH MỤC BẢNG Bảng 1.1 Cấp sao nhìn thấy của một số thiên thể 5 Bảng 3.1 Một số ví dụ về mối liên quan giữa thời gian tồn tại của sao trên dãy chính và khối lượng của nó. 27
DANH MỤC HÌNH Hình 2.1: Minh họa thứ tự phân loại sao M-K-G-F-A-B-O 12 Hình 2.2: Siêu sao xanh Zeta Orionis phía dưới, bên phải, cạnh Flame Nebula 12 Hình 2.3: Siêu sao xanh Zeta Puppis, lớp O5Ia 13 Hình 2.4: Siêu sao khổng lồ xanh lớp B, Rigel 13 Hình 2.5: Một số sao thuộc lớp A 14 Hình 2.6: Một số sao thuộc lớp F 14 Hình 2.7: Hình ảnh minh họa sao lớp G 15 Hình 2.8: Một số sao thuộc lớp K 15 Hình 2.9: Một số sao thuộc lớp M 16 Hình 3.1: Phản ứng proton-proton, nguồn năng lượng của Mặt Trời. 27 Hình 3.2: Chu trình CNO, nguồn năng lượng của sao nặng hơn 1,5 Me 28 Hình 3.3: Biểu đồ Hertzsprung-Russell 29 Hình 3.4: Quá trình “3 hạt 휶” –C 30 Hình 4.1: Sao chức nữ 44 Hình 4.2: Hình ảnh sao Thiên Lang 46
MỞ ĐẦU 1. Lí do chọn đề tài Thiên văn học là một trong những môn khoa học ra đời sớm nhất trong lịch sử loài người. Những dấu vết khởi đầu của ngành thiên văn có từ thời tiền sử. Qua quan sát chuyển động biểu kiến của Mặt trời, Mặt trăng, con người đã tìm ra những thời điểm thay đổi của thời tiết. Vào cuối thời đại đồ đá (thiên niên kỷ 4-3 TCN), ở những nền văn minh cổ đại, quan sát bầu trời là công việc rất quan trọng của giới tăng lữ. Trước khi con người học được cách định vị trên Trái đất và sáng tạo ra môn địa lý học, họ đã quan sát bầu trời và sản sinh ra những mô hình đầu tiên của nó. Việc phát minh ra kính thiên văn ở thế kỉ XVII dẫn tới sự phát hiện rằng Thiên hà của chúng ta hay còn gọi là dải Ngân hà, chứa vô số ngôi sao. Việc phát hiện các tinh vân ngoài Ngân hà và giãn nở của vũ trụ đầu thế kỉ XX đã mở ra một kỉ nguyên của của thiên văn học hiện đại. Trong 5 thập kỷ qua đã chứng kiến sự hiểu biết của chúng ta về vũ trụ bằng những phát hiện: Các nhà thiên văn quan sát được sự phát xạ hồng ngoại xa, cực tím, tia X và tia gama từ vũ trụ, việc phát hiện các phân tử giữa các sao và các hành tinh ngoài hệ mặt trời là bước đầu tiên trong việc tìm kiếm sự sống ở trên các hành tinh khác. Nhu cầu khám phá Vũ trụ là nhu cầu có từ rất lâu đời từ khi con người mới bắt đầu xuất hiện. Sao là một vật thể phổ biến nhất trong vũ trụ. Nó là một quả cầu khí khổng lồ nóng sáng, nơi vật chất tồn tại dưới dạng plasma và là các lò phản ứng hạt nhân tỏa ra năng lượng vô cùng lớn. Mặt trời là một ngôi sao gần chúng ta nhất, đồng thời chi phối cuộc sống của chúng ta nhiều nhất. Do nóng sáng và quá xa nên chúng ta không thể tiếp xúc trược tiếp được với sao, mà chỉ có thể nghiên cứu chúng thông qua những thông tin chính là 1
bức xạ điện từ. Việc mô tả các sao đều dựa trên các số liệu quan sát, quan trắc rồi lập ra các mô hình vật lý và sau đó kiểm chứng lại xem mô hình có thích hợp với số liệu quan sát mới hay không. Ngay cả đối với Mặt trời các mô hình hiện nay cũng vẫn còn nhiều vấn đề chưa giải quyết được. Để nghiên cứu về sao ta cần phải nghiên cứu rất nhiều về vật lý cổ điển cũng như vật lý hiện đại. Do vậy để tìm hiểu rõ hơn về các sao em xin được làm đề tài: “Tìm hiểu về sự tiến hóa và phân loại sao”. 2. Mục đích nghiên cứu đề tài Nghiên cứu về sự tiến hóa của sao và tìm hiểu, phân loại các sao. 3. Đối tượng nghiên cứu Các sao, sự hình thành và phát triển của các sao 4. Phương pháp nghiên cứu Đọc, tra cứu và tổng hợp tài liệu có liên quan. 2
NỘI DUNG CHƯƠNG 1: SAO VÀ NHỮNG ĐẶC TRƯNG CƠ BẢN CỦA SAO 1.1. Sao là gì? Sao là tất cả các thiên thể có khả năng tự phát ra ánh sáng. Một thiên thể để có thể tự phát ra ánh sáng cần có khối lượng tối thiểu khoảng 8% khối lượng Mặt Trời. Sao hình thành từ các đám mây khí, bụi (tinh vân). Dưới tác dụng của lực hấp dẫn, chúng co dần lại vào một tâm chung. Các phân tử khí tăng dần vận tốc, cọ xát làm khối khí nóng lên (tiền sao - protostar). Thời kì này kéo dài vài trăm ngàn đến 50 triệu năm. Các ngôi sao có thành phần chính là hiđrô (trên 70%), còn lại một phần lớn là Hêli, một phần nhỏ không đáng kể khác là các khí nặng hơn. Nhiệt độ bề mặt của một ngôi sao thường trong khoảng 3000K đến 50000K còn nhiệt độ ở tâm là khoảng vài triệu cho đến vài chục triệu K. Thậm chí có thể lên tới 100 triệu K đối với các sao khổng lồ đỏ và vài tỉ K với các sao siêu khổng lồ đỏ. 1.2. Các đặc trưng cơ bản của sao 1.2.1. Cấp sao nhìn thấy (m) Cấp sao nhìn thấy là thang xác định độ rọi của các sao. Giả sử nguồn sáng truyền đến một diện tích S có quang thông là ∅, thì độ rọi là:  E = (1.1) s Đây là cơ sở để xác định cấp sao nhìn thấy. Người ta quy ước sao càng sáng (độ rọi càng lớn) thì cấp sao của nó càng bé và ngược lại. 3
Hai sao có cấp sao nhìn thấy sai khác nhau 5 cấp thì độ rọi sáng của nó đến mắt ta khác nhau 100 lần. Do vậy hai sao có cấp sao khác nhau 1 cấp có độ rọi khác nhau 2,512 lần (1001/5 = 2,512), khác nhau n cấp có độ rọi khác n nhau 2,512 lần. Từ đây ta có mối liên hệ giữa độ rọi E1 và E2 của hai sao có cấp sao nhìn thấy tương ứng là m1 và m2 được biểu diễn bởi biểu thức: EE11 (mm21− ) mm2,500lg2,51221−= = (1.2) EE22 Người Hy Lạp cổ đại phân chia các vì sao thành 6 mức độ sáng đối với mắt người. Sao sáng nhất có m = 1, còn sao tối nhất có m = 6, tương đương với giới hạn tối nhất mà mắt người có thể nhìn thấy. Mỗi mức sáng được coi là sáng gấp đôi mức sáng thấp hơn liền kề nó. Phương pháp này không được dùng để đo độ sáng của Mặt Trời. Năm 1856, Norman Rober Pogson chuẩn hóa hệ thống này bằng cách định nghĩa sao sáng nhất với m = 1, sáng gấp 100 lần sao có m = 6. Như vậy, sao có m = n sáng gấp 2,512 lần sao có m = n+1 (với 2,512 là căn bậc 5 của 100 được gọi là tỉ số Pogson). Thang Pogson lúc đầu dùng Polaris để chuẩn hóa cho m = 2. Sau này, các nhà thiên văn thấy sao Polaris thay đổi độ sáng, vì vậy họ chuyển sang dùng sao Vega làm chuẩn về độ sáng [2]. Hệ thống hiện đại không giới hạn trong 6 cấp sao biểu kiến hay trong phổ nhìn thấy. Các vật thể rất sáng có m âm. Như Sirius, sao sáng nhất thiên cầu có cấp sao có cấp sao biểu kiến trong khoảng -1,44 đến -1,46. Hệ thống hiện đại đo cấp sao cho cả Mặt Trăng và Mặt Trời (mTrăng = -12,6, mMặt Trời = - 26,8). Cấp sao biểu kiến trong vùng phổ x được xác định theo công thức: m2,512lgxx= −+ FC ( ) với Fx là quang thông do trong vùng phổ x, C là hằng số phụ thuộc đơn vị đo quang thông. 4
Bảng 1.1 Cấp sao nhìn thấy của một số thiên thể Cấp sao biểu kiến Thiên thể -26,73 Mặt Trời -12,6 Mặt Trăng tròn -8,0 Cấp sao nhìn thấy tối đa của vệ tinh -4,0 Thiên thể tối nhất có thể nhìn bằng mắt thường vào ban ngày -1,5 Sao sáng nhất trong phổ nhìn thấy: Sirius 0 Điểm không chuẩn: Vega 3,0 Sao tối nhất có thể nhìn bằng mắt thường ở thành phố 6,0 Sao tối nhất có thể nhìn bằng mắt thường ở vùng hoang vu 1.2.2. Cấp sao tuyệt đối (M) Ta thấy cấp sao nhìn thấy không cho ta biết độ trưng năng lượng của sao, vì nó còn phụ thuộc cả vào khoảng cách từ thiên thể đến Trái Đất. Vì vậy, để so sánh năng lượng thực sự của các sao người ta đưa ra khái niệm cấp sao tuyệt đối. Cấp sao tuyệt đối M là cấp sao nhìn thấy của thiên thể nếu nó ở cách Trái Đất 10 pc (3,08.1014 km). Để xét mối quan hệ giữa m và M của cùng một sao, ta chú ý rằng vì sao đó ở khoảng cách thực d và khoảng cách quy ước 10 pc nên sẽ gây ra độ rọi sáng nhìn thấy đối với người quan sát ở Trái Đất tương ứng là Em và EM. Theo (1.2) ta có: EE M− m = 2,500lgmm = 2,512(Mm− ) (1.3) EEMM 5
Mặt khác, độ rọi sáng cùng một đối tượng gây ra tại một nơi nào đó tỉ lệ nghịch với bình phương khoảng cách nên ta có: 2 E 10 m = (1.4) EdM Từ (3) và (4) ta được: 2 E10 (Mm− ) m ==2,512 (1.5) EdM Từ (5) ta có: 2lg10 – 2lgd = (M – m).lg2,512 => M = m + 5 – 5lgd (1.6) 1 Nếu biết thị sai năm của sao ta có d = nên (1.6) trở thành: M = m + 5 – 5lg (1.7) (1.7) là công thức cho phép xác định cấp sao tuyệt đối M thông qua thị sai năm của sao. 1.2.3. Xác định khoảng cách đến các sao Như chúng ta đã biết các sao ở rất xa chúng ta nên không thể đo trực tiếp bằng thước đo hoặc đo gián tiếp thông qua việc gửi tín hiệu điện từ lên sao sau đó thu tín hiệu phản xạ trở lại và đo thời gian giữa lúc phát và thu tín hiệu điện phản xạ trở về. Vì sao là vật thể nóng sáng, nhiệt độ bề mặt cỡ 103K – 104K nên vật chất ở dạng khí nóng sáng, hầu như không phản xạ lại bức xạ điện từ gửi tới. Nếu phương pháp này thực hiện được thì một phép đo phải kéo dài nhiều năm. Hiện nay bằng phương pháp thị sai quang phổ (tức là mối liên hệ giữa độ trưng và quang phổ) người ta có thể xác định được khoảng cách đến các sao dựa vào cấp sao tuyệt đối của nó: mM− d2,51210= 2 (pc) 6
Năm 1908 nhà nữ thiên văn Mỹ Leavitt đã đưa ra kết quả nghiên cứu của mình: một số ngôi sao biến quang có độ trưng tỉ lệ thuận với chu kỳ. Năm 1912 bà đã tìm ra mối liên hệ về độ trưng tuyệt đối và chu kỳ của một số ngôi sao biến quang trong chòm sao Cepheus. Sao biến quang Cepheus có chu kỳ biến quang tỉ lệ với cấp sao tuyệt đối của nó. Chu kỳ càng dài thì cấp sao càng lớn. Dựa vào việc quan sát chu kỳ của sao biến quang Cepheus người ta có thể tính được cấp sao tuyệt đối của chúng và từ đó xác định được khoảng cách đến chúng. 1.2.4. Công suất bức xạ, độ trưng Khi biết cấp sao tuyệt đối của 2 sao, ta có thể tính được tỉ số công suất bức xạ toàn phần của chúng: W 1 = 2,512(MM21− ) W2 Nếu tính công suất bức xạ theo công suất bức xạ của Mặt trời, kí hiệu L, ta có: W MM− L2,512== ( e ) (1.8) We Dựa vào các kết quả quan trắc cho thấy, công suất bức xạ của các sao rất khác nhau, có sao có L cỡ hàng nghìn, lại có sao có L cỡ 10-2. 1.2.5. Xác định kích thước của các sao Theo định luật Stefan – Boltzmann công suất bức xạ toàn phần của vật hình cầu, bán kính R, nhiệt độ T là: W4R=  T 24 24 Công suất bức xạ của Mặt trời là We= 4 R e  T e WR T 24 Khi đó ta có độ trưng L của sao: L ==24 WRTeee Từ đó suy ra bán kính của sao: 7
2 Te RLR= e (1.9) T Áp dụng công thức (1.9), ta có thể tính được bán kính các sao thông qua độ trưng L, trị số tính được rất khác nhau, bán kính từ hàng chục nghìn lần Mặt Trời (siêu sao khổng lồ) đến vài trăm kích thước Mặt Trời (sao lùn). 1.2.6. Xác định khối lượng các sao Dựa vào định luật 3 Keple ta có thể xác định khối lượng sao, bằng cách so sánh tỉ số giữa các cặp Mặt Trời – Trái Đất và cặp sao đôi. Phương pháp này không thể xác định được khối lượng của các sao đơn trong không gian mà chỉ xác định khối lượng của các sao đôi (cặp sao chuyển động quanh khối tâm chung của hệ dưới tác dụng của lực hấp dẫn). Gọi T là chu kỳ chuyển động của sao vệ tinh đối với sao chính, a là bán trục lớn của quỹ đạo chuyển động của sao vệ tinh, khối lượng của 2 sao lần lượt là M1, M2. Áp dụng định luật 3 Keple ta có: T422 3 = (1.10) a G( M12+ M ) Tương tự đối với hệ Mặt Trời – Trái Đất ta có: 22 T4D 3 = (1.11) aGMMDD( e + ) Từ (1.10) và (1.11) ta có: 3322 a TDD a T MMMMM1+ 2 = ( ee + D ) ; (1.12) aDD T a T (1.12) là công thức xác định khối lượng của các hệ sao đôi. Đối với các sao đơn, ta không thể dùng công thức này được. Bằng thực nghiệm, người ta tìm ra công thức xác định đối với các sao ổn định, thuộc dải chính của biểu đồ Hertzsprung-Russell là: 8
LM= 3 , 9 (1.13) Từ công thức (1.13) ta có thể xác định khối lượng của các sao đơn qua độ trưng của nó mà không cần qua định luật 3 Keple. 1.2.7. Nhiệt độ quang cầu của các sao Nếu coi quang cầu bức xạ như vật đen, vì nhiệt độ quang cầu đủ lớn nên phổ bức xạ là liên tục. Từ Trái Đất với những ngôi sao ta đo được cấp sao tuyệt đối M, đo được bán kính nhờ phép đo khoảng cách và bán kính góc của sao, ta sẽ biết được công suất bức xa L và mật độ công suất bức xạ toàn phần 휀. Áp dụng định luật Stefan – Boltzmann ta tìm được nhiệt độ quang cầu của sao: L = =TT4 4 (1.14) 4R  2 Về mặt lý thuyết nếu ta có thiết bị để phân tích bức xạ thu được theo phổ của nó, ta sẽ nhận được phân bố năng lượng bức xạ theo mọi bước song chứa trong bức xạ. Từ sự phụ thuộc đó ta sẽ tìm ra 휆 , tại đó quang cầu bức xạ với công suất mạnh nhất. Áp dụng định luật dịch chuyển Wien ta được: T = với b = 0,0029mK (1.15) 휆 Nếu quang cầu thực sự bức xạ chính xác theo quy luật của vật đen thì nhiệt độ tính ở (1.14) và (1.15) sẽ trùng nhau. Tuy nhiên hai cách tính không cho cùng một kết quả bởi quang cầu chỉ được coi là vật bức xạ gần như một vật đen. Do đó nhiệt độ tính theo (1.14) là nhiệt độ hiệu dụng, tính theo (1.15) là nhiệt độ chói hay nhiệt độ màu. 1.2.8. Thành phần các nguyên tố hóa học của vật chất cấu tạo nên các sao Với hiểu biết hiện nay người ta thấy rằng 90% lượng vật chất trong vũ trụ mà ta nhận thức được đều tập trung trong các sao. Mỗi sao có giá trị khối lượng xác định vào cỡ từ 1/10 đến 100 lần khối lượng Mặt Trời. 9
Thành phần cấu tạo của sao được xác định bằng phương pháp phân tích quang phổ mà nguyên tắc dựa vào quang phổ vạch phát xạ hoặc hấp thụ của sao. Quá trình phân tích phổ bức xạ để nhận biết thành phần các nguyên tố hóa học cấu tạo nên vỏ sao được tiến hành theo các bước sau: - Chụp phổ bức xạ do quang cầu của sao đó gửi tới (nhờ máy chụp phổ). - So sánh phổ ghi được với phổ chuẩn của các nguyên tố chụp được trong phòng thí nghiệm để sơ bộ xác định sự có mặt của những loại nguyên tố nào trong khí quyển sao. - Xác định độ rộng tương đương của phổ hấp thụ. Về lý thuyết đại lượng này có giá trị phụ thuộc vào áp suất, nhiệt độ và bản thân từng nguyên tố đã sản sinh ra vạch hấp thụ. - Căn cứ vào đường cong thực nghiệm mô tả sự phụ thuộc giữa mật độ các nguyên tố đã sản sinh ra vạch hấp thụ và độ rộng tương đương của vạch phổ hấp thụ có trong khí quyển Mặt Trời, ta sẽ từ độ rộng tương đương của vạch hấp thụ trong khí quyển sao suy ra mật độ hạt tương ứng. Nhờ cách làm trên đây các nhà thiên văn đã bước đầu xác nhận các sao cùng loại như Mặt Trời, trong quang cầu của chúng thành phần các nguyên tố hóa học chủ yếu là hiđrô, hêli. Ngoài ra còn có các nguyên tố khác như oxy, cacbon, nitơ, sắt, magiê 10
CHƯƠNG 2: PHÂN LOẠI SAO 2.1. Phân loại theo quang phổ 2.1.1. Phân loại theo quang phổ Morgan – Keenan Phân loại theo quang phổ Morgan – Keenan là phổ biến nhất hiện nay. Các lớp sao thông thường được phân loại theo trật tự từ nóng nhất đến lạnh nhất. Một câu tiếng Anh phổ biến để ghi nhớ trật tự này là: “Oh Be A Fine Girl, Kiss Me” (có nhiều phương pháp khác nhau để đọc danh sách phân loại sao tương tự như vậy). Sơ đồ này được phát triển trong những năm 1900 bởi Annie J. Cannon và đài thiên văn đại học Harvard (Harvard College Observatory). Biểu đồ Hertzsprung – Russell liên kết phân loại sao với cấp sao tuyệt đối, độ trưng và nhiệt độ bề mặt. Cũng cần phải lưu ý rằng các miêu tả về màu sắc các sao là truyền thống trong thiên văn, thực tế chúng miêu tả ánh sáng sau khi đã bị tán xạ trong bầu khí quyển Trái Đất. Ví dụ: Mặt trời trên thực tế không phải là một ngôi sao có màu vàng mà có nhiệt độ, màu sắc của vật đen khoảng 5.780 K; đó là màu trắng không có dấu vết của màu vàng, một màu đôi khi được sử dụng như là định nghĩa của màu trắng tiêu chuẩn. Khi người ta lần đầu tiên lấy quang phổ của các sao, họ nhận thấy các sao có các vạch quang phổ hiđrô có độ đậm rất khác nhau, vì thế họ phân loại sao dựa trên cơ sở độ đậm của các vạch thuộc chuỗi Banme của hiđrô từ A (mạnh nhất) đến Q (yếu nhất). Sau đó người ta nhận ra rằng độ đậm các vạch của hiđrô có liên hệ với nhiệt độ bề mặt của các sao. Công việc nền tảng này được hoàn thành bởi “các cô gái” của Đài thiên văn đại học Harvard. Các phân loại này sau đó được phân loại nhỏ hơn theo các số Ả Rập (0-9). A0 có nghĩa là sao “nóng” nhất trong lớp A và A9 là sao “lạnh” nhất trong lớp này. 11
Mặt Trời được phân loại là G2. Hình 2.1: Minh họa thứ tự phân loại sao M-K-G-F-A-B-O Các dạng quang phổ Các sao thuộc lớp O Các sao thuộc lớp O cực kỳ nóng và cực kỳ chói lọi, về màu sắc rất gần với màu xanh. Naos (trong chòm sao Puppis) sáng gấp khoảng một triệu lần Mặt Trời. Các sao này có vạch quang phổ heli ion hóa và trung hòa rõ nét và các vạch hiđro yếu. Các sao lớp O phát ra phần lớn bức xạ trong dạng tia tử ngoại. Hình 2.2: Siêu sao xanh Zeta Orionis phía dưới, bên phải, cạnh Flame Nebula 12
Hình 2.3: Siêu sao xanh Zeta Puppis, lớp O5Ia Các sao thuộc lớp B Các sao lớp B rất chói lọi, Rigel (trong chòm sao Orion) là siêu khổng lồ xanh thuộc lớp B. Quang phổ của chúng có các vạch hêli trung hòa và các vạch hiđrô vừa phải. Vì các sao lớp O và B hoạt động rất mạnh nên tuổi thọ của chúng rất thấp. Chúng không rời xa khỏi khu vực chúng đã sinh ra vì không đủ thời gian. Do đó chúng có khuynh hướng liên kết với nhau trong cái gọi là các liên kết OB1, một loại liên kết có liên quan với các đám mây phân tử khổng lồ. Liên kết Orion OB1 là nguyên một nhánh xoắn ốc thuộc về thiên hà của chúng ta (các sao sáng hơn sẽ làm cho nhánh xoắn ốc sáng hơn, nhưng thực ra không có nhiều sao ở đó) và chứa toàn bộ chòm sao Orion. Hình 2.4: Siêu sao khổng lồ xanh lớp B, Rigel 13
Các sao lớp A Các sao lớp A thì phổ biến hơn trong số các sao có thể quan sát bằng mắt thường. Deneb trong chòm sao Cygnus là một sao có sức hoạt động ghê gớm, trong khi Sirius cũng là sao lớp A, nhưng không hoạt động mạnh như thế. Các sao lớp A có màu trắng. Rất nhiều sao lùn trắng cũng thuộc lớp A. Chúng có các vạch quang phổ hiđrô đậm và của các ion kim loại. Hình 2.5: Một số sao thuộc lớp A Các sao lớp F Các sao lớp F cũng là những sao hoạt động mạnh nhưng chúng có xu hướng là những sao trong chuỗi chính, chẳng hạn như Fomalhaut trong chòm sao Piscis Austrinus. Quang phổ của chúng được đặc trưng bởi các vạch hiđrô yếu và của ion kim loại, màu của chúng là trắng pha màu vàng nhẹ. Hình 2.6: Một số sao thuộc lớp F 14
Các sao lớp G Các sao lớp G có lẽ được biết đến nhiều nhất do Mặt Trời của chúng ta thuộc lớp này. Chúng có quang phổ hiđrô yếu hơn lớp F nhưng cùng với các quang phổ ion kim loại, chúng còn có các quang phổ của kim loại trung hòa. Các sao siêu khổng lồ thông thường là thuộc lớp O hay B (xanh) hay K hoặc M (đỏ) (do chúng là như vậy nên chúng khó có khả năng thuộc về lớp G bởi vì đây là những khu vực không ổn định cho các sao siêu khổng lồ tồn tại). Hình 2.7: Hình ảnh minh họa sao lớp G Các sao lớp K Các sao lớp K là các sao màu da cam, có nhiệt độ thấp hơn Mặt Trời một chút. Một số sao lớp K là sao khổng lồ và siêu khổng lồ, chẳng hạn như Arcturus trong khi một số khác như Alpha Centauri B là sao thuộc chuỗi chính. Chúng có vạch quang phổ hiđrô cực yếu (nếu như có) và chủ yếu là của các kim loại trung hòa. Hình 2.8: Một số sao thuộc lớp K 15
Các sao lớp M Lớp M là phổ biến nhất nếu tính theo số lượng sao. Mọi sao lùn đỏ nằm ở đây và chúng có rất nhiều; hơn 90% sao là các sao lùn đỏ, chẳng hạn như Proxima Centauri. Một số sao khổng lồ và siêu khổng lồ như Antares và Betelgeuse, hay các sao đổi màu Mira thuộc về lớp này. Quang phổ của sao lớp M thuộc về các phân tử và kim loại trung hòa nhưng thông thường không có hiđrô. Titan ôxít có thể rất nhiều trong các sao lớp M. Sự mờ của màu đỏ làm người ta nhầm lẫn là ngôi sao ở một khoảng cách xa hơn thật sự. Khi có một vật thể có độ nóng tương tự như các sao này, chẳng hạn như đèn halogen (3.000 K) được đặt cách chúng ta vài kilômet, nó cũng sẽ xuất hiện đối với chúng ta như một nguồn sáng đỏ tương tự như các sao này. Hình 2.9: Một số sao thuộc lớp M 2.1.2. Phân loại theo dạng quang phổ bổ sung Một số loại quang phổ mới được sử dụng để phân loại một số sao ít gặp hơn, do chúng đã được tìm thấy: Lớp W đại diện các sao siêu sáng Wolf-Rayet, với sự sai khác đặc biệt là chúng chứa chủ yếu là hêli thay vì hiđrô. Chúng được coi là những sao siêu khổng lồ đang chết với lớp hiđrô đã bị thổi bay đi vì các trận gió nóng sinh ra bởi nhiệt độ cao của chúng, do đó đang trực tiếp phô bày ra lớp vỏ hêli nóng. 16
Các sao lớp L được gọi tên như thế từ sự hiện diện của liti trong lõi của chúng. Bất kỳ hình thái nào của liti cũng sẽ bị tiêu hủy rất nhanh trong các phản ứng hạt nhân đang diễn ra trong các sao thông thường, điều này chỉ ra rằng các sao trong lớp này không còn các quá trình nhiệt hạch đang diễn ra. Chúng là các sao có màu đỏ sẫm và sáng nhất trong các thiết bị hồng ngoại. Khí của chúng đã được làm nguội. Các sao lớp T là các sao rất trẻ và có mật độ thấp thông thường tìm thấy trong các đám mây liên sao, nơi chúng sinh ra. Chúng có thể là những thiên thể vừa đủ lớn để có thể gọi là sao hay những thiên thể được gọi là dưới sao, là các dạng khác nhau của sao lùn nâu. Chúng có màu đen, phát ra ít hoặc không có ánh sáng nhìn thấy nhưng mạnh nhất là hồng ngoại. Nhiệt độ bề mặt của chúng chỉ khoảng 1.000K. Trong các sao này, các phân tử phức tạp có thể tạo thành, minh chứng bằng các vạch đậm của mêtan trong quang phổ của chúng. Nếu như các sự nghiên cứu gần đây thật sự chính xác thì các lớp T và L có thể phổ biến hơn tất cả các lớp khác cộng lại. Sự nghiên cứu các đĩa tiền hành tinh (đĩa tiền hành tinh là một sự kết hợp của các khí trong các tinh vân mà từ đó các ngôi sao cũng như hệ mặt trời và hệ sao hình thành) cho thấy số lượng các sao trong thiên hà với các cấp độ sáng khác nhau phải nhiều hơn những gì chúng ta đã biết. Người ta nghĩ rằng các đĩa này đang ganh đua với nhau. Cái đầu tiên được tạo thành sẽ trở thành một tiền sao, một thiên thể hoạt động rất mạnh và sẽ phá vỡ các đĩa khác gần đó, hút lấy khí của chúng. Các đĩa nạn nhân có lẽ sau đó sẽ trở thành các sao thuộc chuỗi chính hay sao lùn nâu lớp L hoặc T, nhưng chúng ta hoàn toàn không nhìn thấy. Vì tuổi thọ của chúng cao (chưa có sao nào với khối lượng nhỏ hơn 0,8 khối lượng Mặt Trời đã chết trong lịch sử của thiên hà) nên các sao nhỏ này sẽ được tích lũy theo thời gian. 17
Các sao lớp R và N là các sao cacbon (các sao siêu khổng lồ đỏ đạt đến giai đoạn cuối trong đời của chúng) tương đương với khoảng từ giữa G tới cuối M trong hệ thống phân loại thông thường. Gần đây, người ta đã xếp nó sang phân loại cacbon C. Các sao lớp S có vạch quang phổ ZrO hơn là TiO, và là trung gian giữa sao lớp M và sao cacbon. Các sao này có sự hiện diện của cacbon và ôxy gần như bằng nhau và cả hai nguyên tố gần như toàn bộ nằm trong các phân tử CO. Đối với các sao nguội đủ mức để có thể tạo ra phân tử CO thì nó có xu hướng ăn hết các nguyên tố khác ít hơn, kết quả là ôxy thừa trong các sao chuỗi chính, cacbon thừa trong các sao lớp C, và không có gì thừa trong các sao lớp S. Lớp D đôi khi được sử dụng để gọi các sao lùn trắng, một trạng thái mà phần lớn các sao sẽ phải trải qua vào cuối đời. Lớp D được chia tiếp thành các lớp nhỏ DA, DB, DC, DO, DZ và DQ. Lưu ý rằng các chữ cái không có quan hệ với các chữ cái được sử dụng trong phân loại của các sao thực sự. Cuối cùng, các lớp P và Q thỉnh thoảng được sử dụng cho các thiên thể chắc chắn không phải là sao. Các thiên thể lớp P là các tinh vân hành tinh và lớp Q là các sao đang nổ. 2.1.3. Phân loại theo quang phổ Yerkes Phân loại quang phổ Yerkes, còn gọi là hệ thống MKK dựa vào tên của các tác giả, là hệ thống của phân loại quang phổ sao được giới thiệu năm 1943 bởi William W. Morgan, Phillip C. Keenan và Edith ellman từ Đài thiên văn Yerkes. Phân loại này dựa trên các vạch quang phổ nhạy cảm với lực hấp dẫn bề mặt sao, có liên quan đến độ chiếu sáng. 18
Vì bán kính của các sao khổng lồ lớn hơn nhiều so với các sao lùn trong khi khối lượng của chúng lại xấp xỉ nhau nên mật độ các khí cũng như áp suất, trên bề mặt của sao khổng lồ thấp hơn nhiều so với sao lùn. Các khác biệt này hiển nhiên tạo thành các hiệu ứng chiếu sáng, có ảnh hưởng đến cả bề rộng lẫn cường độ của các vạch quang phổ, làm chúng có thể đo được. Một số các lớp khác nhau về độ chiếu sáng là: • Dạng 0 các sao siêu – siêu khổng lồ • Dạng Ia các sao siêu khổng lồ sáng • Dạng Ib các sao siêu khổng lồ ít sáng hơn • Dạng II các sao khổng lồ sáng • Dạng III các sao khổng lồ bình thường • Dạng IV các sao cận khổng lồ • Dạng V các sao chuỗi chính • Dạng VI các sao cận lùn • DạngVII các sao lùn trắng 2.2. Sao biến quang Sao biến quang hiểu một cách đơn giản là một ngôi sao có độ sáng thay đổi. Sao biến quang có chu kỳ sáng thay đổi đều đặn hoặc không đều đặn. Chu kỳ biến đổi của độ sáng từ vài giờ đến hàng năm. Biên độ dao động của độ sáng có thể dao động từ vài phần trăm của cấp sao đến 15-17 cấp sao. Có rất nhiều nguyên nhân khác nhau gây nên sự biến đổi này. Đối với một ngôi sao, sự thay đổi này chỉ diễn trong một vài giờ, nhưng đối với một số ngôi sao khác, chúng kéo dài trong nhiều năm. 2.2.1. Sao biến quang do che khuất Khoảng 1000 năm trước đây, các nhà thiên văn Ả Rập đã phát hiện sao 훽 trong chòm Thiên Vương có độ sáng biến thiên với chu kỳ và biên độ xác 19
định. Họ đặt tên cho sao này là sao Angôn (ma quỷ). Về sau người ta nhận thấy Angon là sao đôi – hệ hai sao chuyển động quanh khối tâm chung. Một trong hai sao đó có độ sáng lớn hơn nhiều so với sao kia. Rõ ràng độ sáng của từng sao không đổi nhưng trong quá trình chuyển động quanh khối tâm chung chúng lần lượt che khuất nhau, dãn đến quang thông tổng cộng mà chúng truyền đến ta biến đổi một cách tuần hoàn với chu kỳ bằng chu kỳ chuyển động quanh khối tâm. Trong mỗi chu kỳ có hai cực tiểu. Cực tiểu mạnh ứng với thời gian sao vệ tinh che sao chính, cực tiểu yếu ứng với thời gian sao chính che sao vệ tinh. Đến nay người ta đã quan sát được hàng vạn sao biến quang do che khuất có đặc điểm biến thiên khác nhau. Khi nghiên cứu đặc điểm của sao biến quang do che khuất người ta có thể xác định khối lượng, kích thước, nhiệt độ, của các sao thành viên. 2.2.2. Sao biến quang do co giãn Sao biến quang do co dãn là sao có độ sáng thật sự biến đổi và biến đổi một cách tuần hoàn do sự vận động vật chất của sao tạo nên: Các lớp vỏ của sao co giãn như một con lắc cầu khổng lồ, làm cho cấp sao biến thiên tuần hoàn. Hiện nay, người ta đã phát hiện được khoảng trên 15000 sao biến quang co giãn. Chúng có chu kỳ biến quang từ hàng giờ đến hàng trăm ngày. Những sao loại này có độ rọi biến thiên tuần hoàn với chu kỳ và bên độ xác định. Vận tốc của vật chất quan sát theo phương tia nhìn biến thiên cùng pha với biến thiên của độ rọi sáng. Từ những đặc điểm này người ta cho rằng các sao biến quang này là những sao có lớp vỏ đang ở trạng thái co giãn. Các sao này thường thường nằm trong khu vực ở giữa dải sao chính và sao kềnh trên biểu đồ quang phổ. Càng gần dải sao kềnh chúng có chu kỳ co giãn càng lớn. Tức là khối lượng riêng càng nhỏ, chúng có chu kỳ co giãn 20
càng lớn và sao biến quang loại này là sao ở giai đoạn cuối trước khi trở thành sao kềnh đỏ. Kết luận rút ra từ quan sát này được lý thuyết chấp nhận. Các nhà khoa học cho rằng: khi một sao đang ở trạng thái cân bằng khí động mà bỗng nhiên vì một lý do nào đó co lại vị trí cân bằng. Quá trình co giãn này được lặp đi lặp lại nếu như không có một nguyên nhân nào khác cản trở nó. Vấn đề đặt ra ở đây là lực nào đã duy trì sự dao động của các ngôi sao đó? Có nhiều giả thuyết đã được đưa ra. Giả thuyết được nhiều người chấp nhận nhất thì cho rằng lực được hình thành trong quá trình giải phóng năng lượng từ trong nhân của sao. Một trong những sao loại này là sao biến quang chòm sao Cepheus (Thiên vương) có chu kỳ biến quang tỉ lệ với cấp sao tuyệt đối. chu kỳ càng dài, cấp sao càng lớn. Dựa vào chu kỳ biến quang của loại sao biến quang này trong các thiên hà ở xa người ta có thể tính được cấp sao tuyệt đối của chúng, từ đó xác định khoảng cách đến chúng. 2.2.3. Biến quang do đột biến Sao biến quang do đột biến còn được gọi bằng các tên khác như sao mới, sao siêu mới (super nova, hypernova), siêu tân tinh Trong quá trình tiến hóa, có thời điểm độ sáng của sao có thể tăng lên đột ngột lên đến 10 cấp sao tức là tăng lên hàng vạn lần (sao mới), nếu độ sáng đột ngột tăng lên hàng triệu đến hàng tỷ lần thì được gọi là sao siêu mới. Đến nay người ta đã phát hiện được trên 400 sao mới. Các sao mới có thể là những sao đôi (sao chính là sao nóng, sao vệ tinh là sao nguội). Trong quá trình vận động vật chất từ sao vệ tinh chuyển dần sang sao chính, làm nhiệt độ của sao chính tăng, năng lượng được tích tụ cuối cùng được giải phóng ra ngoài với tính chất như một vụ nổ. Có hai kiểu nổ: Kiểu thứ nhất, các sao khổng lồ cháy hết nhiên liệu hạch, sụp đổ vào tâm dưới tác dụng của hấp dẫn, cho đến lúc mật độ và áp suất tăng cao gây 21
nên bùng nổ. Đây là sự kết thúc của một quá trình sống của một ngôi sao, kết quả có thể là nhân ngôi sao trở thành sao lùn trắng, sao nơtrôn (pulsar, sao từ, sao perion hay sao quark ) hay hố đen tùy thuộc chủ yếu và khối lượng ngôi sao. Các vật chất lớp vỏ sao bị bắn vào khoảng không giữa các vì sao trở thành các đám bụi. Kiểu thứ hai, một số sao hút lấy vật chất từ một sao bay quanh nó, cho đến khi đạt được khối lượng cần thiết và bùng nổ nhiệt hạch của những nguyên liệu nặng hơn nguyên liệu ban đầu. Trong cả hai kiểu này, một lượng lớn vật chất của sao bị đẩy bật ra không gian xung quanh. Trong số các sao biến quang do đột biên còn có thể được chia thành loại I và II tùy theo cường độ sáng và quang phổ của chúng. 22
CHƯƠNG 3: SỰ TIẾN HÓA CỦA CÁC SAO 3.1. Các giai đoạn chính trong quá trình tiến hóa của sao Quá trình biến đổi một chiều các đặc tính lý học và thành phần hóa học của ngôi sao là các giai đoạn của sao. Các kiến thức về quá trình phát triển sao được xây dựng trên cơ sở so sánh các đặc tính được quan sát của sao trong các giai đoạn phát triển khác nhau và nhờ các tính toán về mặt lý thuyết đối với các mô hình sao, cách nhau tuần tự về thời gian. Nguyên nhân chính thúc đẩy các thay đổi tính chất của sao là các phản ứng hạt nhân tại các vùng bên trong của sao, diễn ra dưới tác động của quá trình co hấp dẫn và nhiệt độ cao tại trung tâm sao. Trong các quá trình này, thành phần hóa học và cấu trúc sao thay đổi, đi cùng với sự thay đổi cường độ sáng, đường kính và nhiệt độ bề mặt của sao, nói khác đi, đó là các đặc tính quan sát được của sao. Khi đó, các sao thay đổi vị trí của mình trên biểu đồ Hertzsprung-Russell. Việc nghiên cứu sự phân bố các sao trên biểu đồ này có ý nghĩa quan trọng đối với việc nhận biết quá trình phát triển các sao và các tập hợp sao. Ý tưởng về sự hình thành của các ngôi sao và các hành tinh được xuất hiện khá sớm và tự nhiên trong các bộ môn tự nhiên ở thời kì cận đại. Vào khoảng nửa đầu thế kỉ 17, nhà triết gia người Pháp R. Descartes đã nghĩ rằng, các tinh tú và các hệ hành tinh hình thành từ các chuyển động xoáy trong môi trường vật chất, lấp đầy không gian. Sự hình thành hệ Mặt Trời được nhà triết gia người Đức Kant làm sáng tỏ trong khuôn khổ lí thuyết hấp dẫn theo Newton và được nhà Vật lý học người Pháp Laplace xây dựng thành một lí thuyết cụ thể, cho rằng bản chất sự hình thành Mặt Trời cùng các hành tinh của nó là nhờ quá trình co lại của mọt tiền tinh vân. 23
Tuy vậy, các ý tưởng này chỉ dừng lại ở điểm hình thành, góc độ về quá trình tiến hóa các ngôi sao bị lãng quên trong một thời gian dài, do việc cho rằng một ngôi sao sinh ra và tồn tại mãi mãi là việc hiển nhiên. Các nghiên cứu về sự phát triển của sao lại được hâm nóng nhờ khám phá định luật bảo toàn năng lượng vào giữa thế kỉ 19. Định luật này buộc các nhà nghiên cứu thiên văn học phải chấp nhận một sự thật, rằng mỗi ngôi sao có một nguồn năng lượng nhất định và khi dùng hết năng lượng này ngôi sao phải chuyển sang dùng nguồn khác, hoặc sẽ tắt đi. Việc Einstein công nhận sai lầm của mình đối với mẫu vũ trụ tĩnh, đồng thời ủng hộ lí thuyết vũ trụ khởi đầu đã đem lại một bước ngoặt lớn trong khoa học. Sau một thời gian dài nghĩ các sao là bất biến thì nay các nhà khoa học đã chứng minh được rằng các ngôi sao được sinh ra và cũng có ngày “chết” [2]. 3.1.1. Giai đoạn tiền sao Hầu hết các nhà khoa học đều cho rằng các sao được hình thành từ các đám mây (tinh vân) bụi và khí (có được sau vụ nổ Big - Bang hoặc sau các vụ nổ của các sao trước đó). Thành phần chủ yếu của các đám mây khí là hyđrô và hêli. Nếu đám mây có kích thước hàng tỷ kilômét, lực hấp dẫn giữa các hạt sẽ đủ lớn để gắn chúng lại, một phần của năng lượng hấp dẫn sẽ làm nóng khối vật chất. Khi nhiệt độ của đám mây đạt tới hàng trăm độ Kenvin, ngoài lực hấp dẫn làm cho đám mây thu gọn kích thước còn có thêm lực va chạm giữa các hạt. Kết quả là nhiệt độ của khối vật chất sẽ đạt tới khoảng 500K. Tại nhiệt độ này, sự va chạm do chuyển động càng dữ dội đủ để tạo ra các ion. Đồng thời làm cho đám mây co lại tới kích thước chỉ còn khoảng vài trăm triệu kilômét. Quá trình này kéo dài từ hàng triệu đến hàng tỷ năm tùy thuộc vào lượng vật chất ban đầu. Khối lượng càng lớn tốc độ co lại của đám mây càng nhanh. Vật chất trong đám mây lúc này tồn tại dưới dạng plasma. 24
Quá trình co hấp dẫn tiếp tục diễn ra với vận tốc rơi tự do trong các tiền sao, gọi là quá trình rơi tự do. Quá trình co lại diễn ra trong điều kiện đẳng nhiệt và bức xạ hồng ngoại của chính tiền sao xuyên thấu qua tiền sao, nhờ đó năng lượng hấp dẫn được giải phóng phát ra bức xạ ở bước sóng 28 μm. Tại vùng trung tâm của tiền sao, chuyển động rơi của các hạt xảy ra nhanh hơn, nhờ đó một nhân đặc của tiền sao sớm được hình thành và bức xạ hồng ngoại không thể xuyên thấu qua nó. Điều này dẫn đến sự tăng nhiệt độ nhân của tiền sao lên rất cao, đi cùng với sự tăng áp suất bên trong và vận tốc quá trình co lại giảm đột ngột. Vật chất từ vùng vỏ bụi và khí rất lớn rơi lên nhân, gây nên các sóng chấn động. Khi các sóng chấn động này xuyên qua bề mặt của tiền sao, nó làm tăng đột ngột độ sáng của tiền sao, hiện tượng này gọi là sự bùng phát hồng ngoại. Bằng phân tích lý thuyết các giai đoạn phát triển này của tiền sao vào năm 1961, Chushiro Hayashi đã chứng minh rằng, các dòng nhiệt lượng đối lưu chuyển động từ vùng trung tâm lên bề mặt đã tạo nên bức xạ của tiền sao. Sự cân bằng giữa đối lưu và bức xạ đòi hỏi nhiệt độ của tiền sao ở khoảng 2500 K [2]. Nhiệt độ này không phụ thuộc vào cường độ sáng và phụ thuộc rất ít đến khối lượng của tiền sao, vì thế trong giai đoạn này (giai đoạn Hayashi) nhiệt độ tiền sao không thay đổi. Khi quá trình co hấp dẫn tiếp tục diễn ra, vì chất khí tiếp tục được bồi đắp lên nhân tiền sao, kích thước của nó nhỏ lại làm cường độ sáng giảm đi. • Nếu khối lượng (hay cường độ sáng) của tiền sao quá nhỏ, nhân của nó, bằng quá trình bồi đắp sẽ hút hết chất bụi khí từ vùng vỏ và các phần dư thừa còn lại trong vật chất tạo nên tiền sao. • Nếu khối lượng (ứng với cường độ sáng) của tiền tinh đủ lớn, phần lớn vật chất từ vỏ chất khí bị gió sao của tiền sao đẩy đi mất vào khoảng không vũ trụ với vận tốc vài trăm kilômét một giờ. 25
Gió sao ngăn cản sự tiếp tục tăng trưởng khối lượng nhân của tiền sao và suy cho cùng là khối lượng của tiền sao. Điều này giải thích vì sao khối lượng cực đại của các sao quan sát được có giá trị ở khoảng 60 khối lượng Mặt Trời. Sau thời gian khoảng 104 - 105 năm, gió sao sẽ khuếch tán mất đi toàn bộ vật chất bao quanh sao, sau đó tiền sao, mà trước đó bị vật chất này che khuất một phần hay hoàn toàn chìm khuất trong đám vật chất này, trở thành một thiên thể có thể quan sát được [2]. Chuyển động xoay của sao là một trong các nhân tố rất quan trọng trong quá trình phát triển các tiền sao. Chuyển động này là nhân tố quyết định ngôi sao sẽ trở thành hệ đa sao, hoặc sao có hành tinh hay một ngôi sao đơn lẻ. Giai đoạn co hấp dẫn trong quá trình phát triển tiền sao theo lý thuyết co Helmholtz xảy ra trong một thời gian khá ngắn, các tiền sao có khối lượng như Mặt Trời được hình thành sau khoảng 50 triệu năm, các tiền sao với khối lượng 10 Mʘ diễn ra trong khoảng 100.000 năm. 3.1.2. Giai đoạn sao ổn định Dãy chính số không Vị trí khởi đầu của một ngôi sao mới hình thành trên dãy chính phụ thuộc vào khối lượng của nó. Khối lượng càng lớn thì nhiệt độ bề mặt và cường độ sáng của ngôi sao càng cao, vị trí của nó trên dãy chính của biểu đồ càng cao. Tập hợp một số lượng lớn các ngôi sao này, với các khối lượng khác nhau tạo nên một đường cong liên tục, gọi là dãy chính số không trên biểu đồ Hertzsprung-Russell, đồng thời đó là giới hạn dịch chuyển sang phía trái cao nhất của ngôi sao trên biểu đồ. Các ngôi sao tồn tại trên dãy chính này trong suốt quá trình diễn ra các phản ứng hạt nhân tại vùng nhân sao, để biến đổi Hiđrô thành Hêli, nhờ đó mà ngôi sao giữ được trạng thái cân bằng. Thời kì này là giai đoạn phát triển sao chính và dài nhất; ngôi sao có khối lượng càng nhỏ, giai đoạn phát triển chính này càng dài [2]. 26
Bảng 3.1 Một số ví dụ về mối liên quan giữa thời gian tồn tại của sao trên dãy chính và khối lượng của nó. Khối lượng sao tính theo khối lượng Thời gian tồn tại trên dãy chính Mặt Trời 0,5Me 70 tỉ năm 1M e 12 tỉ năm 5Me 200 triệu năm 15Me 10 triệu năm Hình 3.1: Phản ứng proton-proton, nguồn năng lượng của Mặt Trời. 27
Hình 3.2: Chu trình CNO, nguồn năng lượng của sao nặng hơn 1,5Me • Trong các ngôi sao nằm ở vùng trên của dãy chính, với khối lượng hơn 1,5 x Me nguồn năng lượng phát sáng chính là quá trình biến đổi Hiđrô thành Heli nhờ chu trình CNO, diễn ra trong vùng nhân đối lưu, khá rộng của ngôi sao. • Các ngôi sao nhẹ hơn , nằm tại vùng thấp hơn trong dãy chính của biểu đồ Hertzsprung-Russell phát sáng nhờ phản ứng proton-proton, diễn ra trong một vùng hẹp tại nhân, chiếm khoảng 12% khối lượng ngôi sao. Dãy chính Trong Ngân Hà, có hai thế hệ sao chính. Các sao thuộc thế hệ II nằm tại tâm Ngân Hà và trong vùng halo cao tuổi hơn, trong khi các sao thuộc thế hệ I nằm trong đĩa Ngân Hà là các sao trẻ hơn nhiều. Đối với các sao thuộc thế hệ I, (tiếng Anh: stellar population), thành phần hóa học đặc trưng tính theo tỉ lệ khối lượng là 71% Hidrô, 27% Heli, 1 đến 2% các nguyên tố nặng hơn Heli; ở các sao thuộc thế hệ II, các nguyên tố nặng chỉ chiếm khoảng 0,02%. Các sao với thành phần hóa học khác nhau có những khác biệt nhỏ trong diễn biến trên dãy chính số không. Quá trình chuyển biến Hiđrô và Heli 28
trong nhân làm tăng dần khối lượng phân tử trung bình của ngôi sao. Theo thời gian, nhân sao nhỏ lại với tốc độ rất chậm, nhiệt độ nhân tăng lên dần dẫn đến việc cường độ sản xuất năng lượng bức xạ của ngôi sao tăng theo. Các phép tính lý thuyết dẫn đến nhận định, các lớp ngoài của sao được tạo thêm làm bán kính sao tăng theo, đồng thời nhiệt độ bề mặt giảm đi. Kết quả là các sao dịch chuyển chậm trên biểu đồ Hertzsprung-Russell từ dãy chính số không, theo hướng sang phải và lên phía trên. Trong suốt quá trình dài, khi ngôi sao tiêu đốt Hiđrô tại nhân sao, cường độ sáng và bán kính của sao thay đối chậm đến mức ngôi sao chỉ dịch chuyển trong một dải khá hẹp trên biểu đồ. Điều này giải thích nguyên nhân vì sao có một số lượng lớn các sao tập trung tại dãy chính [2]. Nguồn năng lượng cuối cùng Sau khi Hidrô bị đốt hết trong nhân sao, mà lúc đó thành phần chính của nó là Heli (còn gọi là nhân Heli), vùng trung tâm của ngôi sao Heli bắt đầu co lại vì thiếu năng lượng bức xạ cần thiết cho việc giữ cân bằng cho ngôi sao. Điều này làm nhiệt độ vùng trung tâm sao tăng cao đến mức các phản ứng nhiệt hạch đốt cháy Hiđrô thành Heli lại diễn ra, tuy nhiên quá trình này diễn ra ở vùng cao hơn, bao quanh nhân ngôi sao. Hình 3.3: Biểu đồ Hertzsprung-Russell Các tầng ngoài của sao trong những giai đoạn này bắt hình thành thêm, nhiệt độ bề mặt giảm, nhưng cường độ sáng của sao có thể tăng. Biểu hiện của các sao trong thời kì này trên biểu đồ Hertzsprung-Russell là chuyển dịch 29
nhanh của chúng sang phải, hướng xuống dưới về vị trí các sao khổng lồ đỏ, các sao có khối lượng từ 10 đến 15 lần khối lượng Mặt Trời sẽ dịch chuyển đến vị trí các sao siêu khổng lồ đỏ. Ngôi sao có khối lượng càng cao, thì quá trình chuyển chỗ này diễn ra càng nhanh. 3.1.3. Giai đoạn kết thúc – giai đoạn sao khổng lồ đỏ, siêu khổng lồ đỏ Diễn biến của các ngôi sao trong giai đoạn sao khổng lồ và nhất là các giai đoạn kế tiếp phụ thuộc phần nhiều vào khối lượng của chúng. • Nếu khối lượng sao nhỏ hơn 1,5Me , sau khi đốt cháy hết Hiđrô, quá trình co hấp dẫn làm tăng khối lượng riêng của sao với nhiệt độ không đổi. Khi đó, chất khí Hêli trong nhân bị thoái hóa. Nhân sao với chất khí thoái hóa không bao giờ đạt được nhiệt độ cần thiết cho phản ứng hạt nhân để đốt Hêli. Khi đó ngôi sao co nhỏ lại và trở thành sao lùn trắng với thành phần chính là Hêli. • Nếu khối lượng sao trong khoảng 1,5 đến 3 , tuy có diễn ra quá trình thoái hóa chất khí trong ngôi sao, nhưng nhiệt độ sao tăng đến 100 triệu K Ở nhiệt độ này, các phản ứng nhiệt hạch tiếp tục đốt cháy Hêli thành Cacbon và phát ra năng lượng. Hình 3.4: Quá trình “3 hạt 훼” –C 4He + 4He ↔ 8Be 8Be + 4He ↔ 12C + γ + 7.367 MeV 30
Trong chất khí thoái hóa, sự khởi đầu các phản ứng hạt nhân này mang tính bùng nổ. Khi đó, ở các sao có khối lượng 1,5 đến 3Me xảy ra hiện tượng bùng sáng Hêli và ngôi sao đạt cường độ sáng cao nhất. Sau bùng sáng Hêli, cường độ sáng của sao giảm xuống dẫn đến sự mất cân bằng nhiệt. Kích thước sao giảm song song với sự tăng nhiệt độ bề mặt sao. Biểu hiện của sao trên biểu đồ Hertzsprung-Russell là sự chuyển chỗ rất nhanh (3000 năm) từ khu vực các sao khổng lồ đỏ sang phía phải, đến nhánh ngang của biểu đồ. Trong khu vực này, các sao có xu hướng phát xung (tiếng Anh: pulsation), chúng có thể trở thành các sao biến đổi trong một thời gian và nhất là ở các sao khối lượng lớn điều này có thể xảy ra nhiều lần. Cuối cùng, sau khi đốt cạn nguồn nhiên liệu hạt nhân, các sao này sẽ mất cân bằng cơ học, dẫn đến quá trình co nén vào tâm với tốc độ tăng dần, cùng với quá trình suy sụp vào trong này là quá trình tăng áp suất bên trong. Có hai khả năng xảy ra: • Nếu áp suất tại tâm tăng đủ lớn để ngừng quá trình suy sụp hấp dẫn thì thiên thể đó sẽ trở thành sao nơtrôn nếu khối lượng lõi sao > 1,43 Me ). Lớp vỏ mang theo có khi đến 80 % khối lượng sao lúc đó bắn ra ngoài tạo thành tinh vân, độ sáng của thiên thể tăng lên hàng triệu lần trong một thời gian ngắn hình thành sao siêu mới. • Nếu áp suất bên trong của thiên thể chỉ đủ làm chậm quá trình suy sụp hấp dẫn nhưng không ngăn được sự co nén vật chất vào trong bán kính hấp dẫn, vật chất sẽ tiếp tục suy sụp vào khối tâm, lúc đó sao trở thành một hố đen. 3.2. Sự phát hiện và các đặc tính vật lý của các tàn dư suy biến của sao 3.2.1. Sao khổng lồ đỏ (Red Giant) Một ngôi sao khổng lồ đỏ là một sao khổng lồ toả sáng với khối lượng thấp hay trung bình đang ở giai đoạn cuối hành trình tiến hoá của nó. Vật chất 31
trong lõi thoái hoá electron và bị nén rất chặt, vì thế khí quyển bên ngoài phồng ra và loãng đi, khiến bán kính mở rộng và nhiệt độ bề mặt hạ xuống thấp, thỉnh thoảng chỉ còn 5.000 K hay thấp hơn. Bề ngoài của sao đỏ khổng lồ trong khoảng màu vàng hay đỏ. Các ngôi sao có bán kính lớn gấp hàng trăm lần bán kính Mặt Trời đã cạn kiệt nguồn cung cấp hydro trong lõi và chuyển sang giai đoạn tổng hợp hydro trong một lớp vỏ bên ngoài là các sao đỏ khổng lồ. Lõi helium trơ không có nguồn năng lượng riêng, nó thu nhỏ lại và nóng lên, và lực hấp dẫn của nó nén hydro trong lớp ngay phía bên trên, vì thế khiến quá trình tổng hợp diễn ra nhanh hơn. Điều này lại khiến ngôi sao trở nên sáng hơn (từ 1.000 đến 10.000 lần) và lớn ra. Nhiệt độ bề mặt giảm khiến ánh sáng quan sát được của ngôi sao chuyển sang màu đỏ, vì thế được gọi là sao đỏ khổng lồ, dù màu của nó thường là vàng. Các ngôi sao dãy chính của kiểu quang phổ A tới K được cho là sẽ trở thành các sao đỏ khổng lồ. Những ngôi sao có khối lượng rất thấp được cho là sẽ đối lưu hoàn toàn và vì thế không tích tụ được một lõi hêli bên trong, và sẽ cạn kiệt tất cả các nguồn nhiên liệu trước khi trở thành sao đỏ khổng lồ. Những ngôi sao như vậy thường được gọi là sao lùn đỏ. Quãng đời được dự đoán của những ngôi sao như vậy lớn hơn so với tuổi hiện nay của vũ trụ, và vì thế không có những quan sát thực tế về những ngôi sao như vậy đang già đi. Những ngôi sao có khối lượng rất lớn sẽ phát triển thành những ngôi sao siêu khổng lồ đỏ. Sau khi sử dụng hết nhiên liệu cuối cùng để trở thành sao khổng lồ thì các ngôi sao sẽ tiến tới cái chết, khi đó hầu hết vật chất của lõi bị nén lại trong một trạng thái cực đặc. Trạng thái này có thể ở ba dạng khác nhau, phụ thuộc vào khối lượng ban đầu của ngôi sao. Các trường hợp đều tạo ra thiên thể siêu đặc: sao lùn trắng, sao nơtron và hố đen [2]. 32
Người ta đã tính toán rằng khi Mặt Trời thành sao khổng lồ đỏ nó sẽ lớn ra đủ để nhấn chìm các quỹ đạo của tất cả các hành tinh phía trong của Hệ Mặt Trời, gồm cả Trái Đất. Tuy nhiên, Mặt Trời sẽ mất một khối lượng lớn khi trở thành sao đỏ khổng lồ và tất cả các hành tinh trừ Sao Thuỷ và Sao Kim có lẽ sẽ thoát được trong các quỹ đạo quay lớn hơn. 3.2.2. Sao lùn trắng (White Dwarf) Sao lùn trắng là thiên thể được tạo ra khi các ngôi sao có khối lượng thấp và trung bình "chết" (tiêu thụ hết nhiên liệu phản ứng hạt nhân trong sao). Các ngôi sao này không đủ nặng để sinh ra nhiệt độ ở lõi cần thiết để nung chảy cacbon trong các phản ứng tổng hợp hạt nhân sau khi chúng chuyển thành các sao khổng lồ đỏ trong giai đoạn đốt cháy hêli. Cuối giai đoạn này, nửa bên ngoài của sao kềnh đỏ sẽ bị đẩy ra không gian tạo thành tinh vân, để lại đằng sau một lõi trơ chứa chủ yếu là cacbon và ôxy, đó chính là sao lùn trắng. Lõi này không còn nguồn cung cấp năng lượng và bức xạ dần nhiệt của chúng ra bên ngoài và nguội dần đi. Lõi không còn sự hỗ trợ của các phản ứng nhiệt hạch để chống lại lực hấp dẫn sẽ bị trở thành cực kỳ cô đặc, với khối lượng vào khoảng một nửa Mặt Trời và trong thể tích khoảng bằng Trái Đất. Các sao lùn trắng được hỗ trợ duy nhất bởi áp suất suy biến điện tử. Khối lượng cực đại của các sao lùn trắng mà vượt quá nó thì áp suất suy biến không thể duy trì lâu, là khoảng 1,4 khối lượng Mặt Trời. Sao lùn trắng mà vượt quá giới hạn này (gọi là giới hạn Chandrasekhar), chủ yếu do khối lượng được chuyển tới bởi sao đôi đồng hành, có thể nổ tung như các siêu tân tinh. Cuối cùng, sau hàng chục tỷ năm, sao lùn trắng sẽ nguội tới nhiệt độ mà từ đó nó không còn được nhìn thấy và trở thành sao lùn đen (Black 33
Dwarf) – ngôi sao lặng lẽ trong vũ trụ. Tuy nhiên, với tuổi vũ trụ mới vào khoảng 15 tỷ năm, thậm chí cả các sao lùn trắng già nhất vẫn còn bức xạ với nhiệt độ vài nghìn K. Vì vậy ta thấy vũ trụ chưa tồn tại đủ lâu để bất kỳ sao lùn trắng nào nguội đến mức trở thành sao lùn đen. 3.2.3. Sao lùn đen (Black Dwarf) Sao lùn đen là một loại sao đặc giả thiết, mà cụ thể là sao lùn trắng đã nguội đến mức không còn phát ra đáng kể bức xạ nhiệt hoặc ánh sáng. Bởi vì thời gian cần thiết để một sao lùn trắng đạt tới trạng thái này được tính toán là lâu hơn cả tuổi của vũ trụ (13,8 tỷ năm), do vậy không có một sao lùn đen nào được cho là tồn tại trong Vũ trụ, và nhiệt độ của sao lùn trắng lạnh nhất là một trong những giới hạn quan sát về tuổi của vũ trụ. Thuật ngữ "sao lùn đen" đã được sử dụng cho các vật thể dưới sao (substellar object) mà không có đủ khối lượng, xấp xỉ nhỏ hơn 0,08 khối lượng Mặt Trời, để duy nhiệt phản ứng tổng hợp hạt nhân hiđrô bên trong. Các vật thể này hiện nay được gọi chung là sao lùn nâu, một thuật ngữ được nêu ra từ thập niên 1970. Không nên nhầm lẫn sao lùn đen với lỗ đen, sao đen (black star, những vật thể có tính chất tương tự như lỗ đen nhưng được miêu tả bằng các lý thuyết khác thuyết tương đối rộng), hoặc sao nơtrôn. Sự hình thành Sao lùn trắng là thiên thể còn lại trong giai đoạn cuối của quá trình tiến hóa sao ở các sao dãy chính khối lượng trung bình (xẩp xỉ dưới 9 hay 10 khối lượng Mặt Trời (M☉)) sau khi nó đẩy hết ra hoặc không còn các nhiên liệu là các nguyên tố có thể tham gia phản ứng tổng hợp hạt nhân giúp tạo ra đủ nhiệt để duy trì phản ứng. Phần còn lại là một khối cầu đặc chứa vật chất thoái hóa electron mà lạnh chậm dần thông qua bức xạ nhiệt, mà cuối cùng trở thành sao lùn đen. Nếu sao lùn đen có tồn tại, chúng rất khó quan sát 34
được, bởi vì, theo định nghĩa, các thiên thể này phát ra rất ít bức xạ. Mặc dù vậy, có thể xác định được sự tồn tại thông qua ảnh hưởng của trường hấp dẫn của chúng. Nhiều sao lùn trắng có nhiệt độ giảm xuống đến 3900 K (quang phổ sao M0) đã được phát hiện bởi các nhà thiên văn sử dụng kính thiên văn 2,4m ở đài quan sát MDM năm 2012. Ước tính độ tuổi của chúng vào khoảng 11 đến 12 tỷ năm. Bởi vì sự tiến hóa trong tương lai xa của sao phụ thuộc vào các điều kiện vật lý mà được hiểu ít, như bản chất của vật chất tối và khả năng tồn tại hiện tượng proton phân rã, người ta vẫn chưa biết chính xác bao lâu một ngôi sao lùn trắng lạnh đến mức trở thành sao lùn đen. Barrow và Tipler ước tính cần mất tới 1015 năm để sao lùn trắng có nhiệt độ bề mặt đạt tới 5 K; tuy nhiên, nếu tồn tại các hạt khối lượng lớn tương tác yếu (WIMP), có một trường hợp đó là sự tương tác với những hạt này làm cho sao lùn trắng giữ được nhiệt lượng cao hơn mà phải cần tới xấp xỉ 1025 năm nó mới lạnh đi. .Nếu các proton không bền, các sao lùn trắng sẽ giữ được nhiệt bởi sự trao đổi năng lượng từ quá trình proton phân rã. Với giả thiết thời gian sống của proton là 1037 năm, Adams và Laughlin tính toán rằng proton phân rã sẽ làm tăng nhiệt độ bề mặt hữu hiệu của một sao lùn trắng già khối lượng bằng khối lượng Mặt Trời lên xấp xỉ 0,06 K. Mặc dù vẫn rất lạnh, nó được cho vẫn còn nóng hơn nhiệt độ của bức xạ nền vi sóng vũ trụ trong 1037 năm nữa của tương lai. 3.2.4. Sao Nơtrôn (Neutron Star) Lịch sử nghiên cứu Năm 1933, Walter Baade và Fritz Zwicky đưa ra giả thuyết về sự tồn tại của sao nơtrôn chỉ một năm sau khi Chadwick khám phá ra nơtrôn. Trong khi tìm cách giải thích nguồn gốc một siêu tân tinh, họ đã cho rằng sao nơtrôn được hình thành trong một siêu tân tinh. 35
Năm 1967, Jocelyn Bell và Anthony Hewish khám phá ra các xung radio từ một pulsar, sau này được coi là phát ra từ một ngôi sao nơtrôn biệt lập, quay. Nguồn năng lượng là năng lượng quay của sao nơtrôn. Đa số các ngôi sao neutron từng được biết tới đều ở dạng này. Năm 1971, Riccardo Giacconi, Herbert Gursky, Ed Kellogg, R. Levinson, E. Schreier và H. Tananbaum khám phá ra các xung 4,8 giây ở một nguồn tia X tại chòm sao Centaurus (Cen X-3). Họ cho rằng nó xuất phát từ một ngôi sao nơtrôn nóng đang quay trên một quỹ đạo quanh ngôi sao khác. Nguồn năng lượng là năng lượng hấp dẫn và có được nhờ số lượng khí rơi vào bề mặt sao nơtrôn. Sự tồn tại của sao nơtrôn hiện nay đã được công nhận, các nhà thiên văn học ghi nhận được ngày càng nhiều tín hiệu từ sao này. Đặc điểm và giả thuyết hình thành Sao nơtron là các ngôi sao có khối lượng lớn - khối lượng phần lõi khi co lại lớn hơn 1,4 lần khối lượng Mặt Trời. Một ngôi sao nơtrôn thông thường có khối lượng từ 1,35 đến 2,1 lần khối lượng Mặt Trời, lớn hơn khối lượng sao lùn trắng và nhỏ hơn khối lượng hố đen. Đường kính của sao nơtrôn cỡ vài kilômet. Khối lượng riêng nằm trong khoảngtừ 3,7.1017 đến 5,9.1017 kg/m3, lớn hơn khối lượng riêng của hạt nhân nguyên tử (3.1017 kg/m3). Các sao nơtrôn đều có đặc điểm chung là quay rất nhanh ngay sau khi hình thành. Chúng giữ lại phần lớn mô men động lượng của ngôi sao ban đầu, theo định luật bảo toàn mômen động lượng, nhưng có bán kính chỉ bằng một phần nhỏ so với bán kính sao ban đầu. Mô men quán tính và khối lượng không đổi làm cho tốc độ quay tăng lên một giá trị rất lớn; giống như một người trượt băng thu tay hoặc chân lại, tốc độ quay chậm ban đầu của lõi sao 36
tăng dần lên khi nó co lại. Một ngôi sao nơtrôn mới ra đời có thể quay một vòng trong khoảng từ 1/700 của giây cho đến 30 giây. Cùng với thời gian, sao nơtrôn dần quay chậm lại vì các từ trường quay của chúng phát ra năng lượng; các ngôi sao nơtrôn già có thể phải mất tới nhiều giây cho mỗi vòng quay. Tỷ lệ giảm tốc độ quay của các ngôi sao nơtrôn thường liên tục và rất nhỏ: các tỷ lệ đã được quan sát thấy ở trong khoảng 10−10 và 10−21 giây cho mỗi vòng quay. Nói theo cách khác, tỷ lệ giảm tiêu biểu là 10−15 giây mỗi vòng, có nghĩa một ngôi sao nơtrôn đang quay với tốc độ 1 giây sẽ quay với tốc độ 1,000003 sau một thế kỷ hay 1,03 giây sau 1 triệu năm. Thỉnh thoảng một ngôi sao nơtrôn sẽ trải qua tình trạng quay không đều, thường là một sự tăng tốc độ quay nhanh chóng và bất ngờ. Các đợt quay không đều được cho do các cơn chấn động, thay đổi đột ngột mômen quán tính của sao, do đứt gãy liên kết giữa lớp siêu lỏng bên trong và lớn vỏ cứng bên ngoài. Các sao nơtrôn thường có từ trường khoảng 1012 lần lớn hơn từ trường Trái Đất. Cấu trúc Những hiểu biết hiện tại về cấu trúc của các sao nơtrôn được xác định bởi các mô hình toán học đã biết, tất nhiên vẫn cần sửa đổi thêm. Dựa trên các mô hình hiện tại, vật chất tại bề mặt một ngôi sao nơtrôn gồm các hạt nhân nguyên tử thông thường cũng như các electron. "Khí quyển" sao dày gần một mét, bên dưới nó là một lớp "vỏ cứng", có giả thuyết cho rằng độ cứng đó có thể gấp 10 tỷ lần so với thép thông thường. Tiếp tục đi sâu vào trong, có các nguyên tử với số lượng nơtrôn ngày càng tăng; các nguyên tử đó, nếu trên Trái Đất sẽ nhanh chóng phân rã, nhưng ở đây được giữ ổn định bởi áp suất cực lớn. Sâu hơn bên trong, tới một điểm được gọi là đường thoát 37
nơtrôn nơi các nơtrôn tự do thoát ra ngoài nguyên tử. Tại vùng này có các nguyên tử, electron tự do và các nơtrôn tự do. Nguyên tử ngày càng nhỏ thêm cho tới lõi, theo định nghĩa là điểm nơi chúng hoàn toàn biến mất. Trạng thái tự nhiên của vật chất siêu đặc tại lõi sao hiện vẫn chưa được hiểu rõ. Vật chất lõi sao nơtrôn có thể là một hỗn hợp siêu lỏng của neutron với một ít proton và electron, hay nó có thể kết hợp với các hạt năng lượng cao như pion và kaon, hay nó có thể là hỗn hợp của vật chất lạ cùng với các hạt quark nặng hơn quark trên và quark dưới, hay nó có thể là vật chất quark không biến thành hadron. Tuy nhiên, các cuộc quan sát vẫn chưa chứng minh được kiểu vật chất thực sự nào hiện diện tại đó. Đặc điểm riêng và phân loại Các sao nơtrôn có những đặc điểm riêng và mang các tên gọi theo đặc điểm của chúng. Pulsar Các sao nơtrôn có thể phát ra các xung bức xạ điện từ vì sự tăng tốc hạt gần các cực từ trường, các cực này không trùng với trục quay của ngôi sao. Thông qua các cơ cấu mà chúng ta còn chưa hiểu rõ, các hạt đó tạo ra các chùm bức xạ radio đồng pha. Người quan sát từ bên ngoài thấy các chùm tia đó lướt qua như các xung mỗi khi cực từ trường quét qua đường quan sát. Các xung đó có cùng chu kỳ với chu kỳ quay của ngôi sao. Các ngôi sao nơtrôn phát ra các xung như vậy được gọi là pulsar. Khi các pulsar lần đầu tiên được phát hiện, tỷ lệ phát xung radio nhanh (khoảng 1 giây, là điều bất thường đối với thiên văn học thập kỷ 1960) và được coi một cách khá nghiêm túc là được tạo ra bởi văn minh ngoài Trái Đất, sau này được gọi đùa là LGM-1, viết tắt của chữ tiếng Anh "Little Green Men" ("Người Xanh Nhỏ", hình dạng của người ngoài Trái Đất trong một số truyện khoa học viễn tưởng). Sự phát hiện thêm nhiều pulsar trải khắp bầu trời với những chu kỳ quay khác nhau nhanh 38
chóng bác bỏ giả thuyết này. Việc phát hiện ra pulsar nằm trong tàn dư siêu tân tinh Vela, nhanh chóng được tiếp nối bởi những khám phá sâu hơn nữa về một pulsar có vẻ đang cung cấp năng lượng cho Tinh vân Cua, tạo ra những cuộc tranh cãi về việc giải thích sao nơtrôn. Sao từ Ngoài ra các loại trên, còn có loại sao neutron có từ trường cực mạnh gọi là sao từ. Chúng có từ trường khoảng 100 gigatesla, đủ mạnh để quét sạch dữ liệu trong một thẻ tín dụng từ khoảng cách bằng nửa khoảng cách từ Trái Đất đến Mặt Trăng. Để so sánh, từ trường tự nhiên của Trái Đất khoảng 60 microtesla. Một nam châm đất hiếm sử dụng neodym có từ trường khoảng một tesla, và đa số các thiết bị lưu trữ dữ liệu dùng vật liệu có từ tính hiện nay có thể bị xóa với khoảng vài militesla. Các sao từ thỉnh thoảng gây ra các vụ nổ bùng tia X. Khoảng một lần mỗi thập kỷ, một sao từ ở đâu đó trong thiên hà tạo ra sự lóe bùng tia gamma lớn. Các sao từ có chu kỳ quay dài, thường từ 5 đến 12 giây, bởi các từ trường mạnh của chúng khiến tốc độ quay chậm lại. Một số sao từ được quan sát như các nguồn xung gamma mềm. Các sao từ thường có đường kính khoảng 20 km. Tuy nhiên, chúng có khối lượng gấp nhiều lần Mặt Trời của chúng ta. Sao từ có mật độ rất đặc, tuổi thọ của sao từ ngắn. Từ trường mạnh của chúng suy yếu dần trong vòng 10.000 năm. Người ta ước tính trong Ngân Hà có khoảng trên 30 triệu sao từ đã chết. Sao quack Một sao quark có thể được hình thành từ một sao nơtrôn thông qua một quá trình giải phóng quark. Quá trình này có thể tạo thành sao quark mới. Ngôi sao tạo thành này có những quark tự do trong lòng nó. Quá trình giải 39
phóng này sinh ra năng lượng lớn, có thể kèm theo một vụ nổ và phóng ra các bức xạ gamma để tạo thành các sao quark mới. Nếu xét về khối lượng và mật độ vật chất, sao quark được xếp giữa nơtrôn và hố đen (hay lỗ đen). Nếu thêm lượng đủ lượng vật chất vào đó, nó sẽ co lại thành một hố đen. Các sao nơtrôn phải có khối lượng bằng 5-8 lần khối lượng mặt trời với tốc độ tự quay nhanh hơn. Sao loại này chiếm 1% số lượng sao nơtrôn dự kiến. Phép ngoại suy từ đó chứng tỏ không thể hình thành quá 2 sao quark mới mỗi ngày. Theo các nghiên cứu lý thuyết, các sao quark không phát ra các bức xạ vô tuyến, do đó, những sao nơtrôn không phát bức xạ vô tuyến rất có thể là sao quark. Sao lạ Sao lạ là loại sao được hình thành từ vật chất lạ. Trên lý thuyết, nó là vật chất suy biến ở trạng thái siêu đặc, được tạo thành bên trong những sao nơtrôn cực lớn. Khi vật chất cấu tạo nên sao nơtrôn bị nén dưới áp suất đủ cao bởi chính trọng lượng của nó, sao nơtrôn bị vỡ ra tành các quark. Một sô quark có thể tiếp tục chuyển hóa thành quark lạ và hình thành nên vật chất lạ. Ngôi sao này trở thành sao lạ. Sao preon Theo lý thuyết sao Preon là một ngôi sao được cấu tạo bởi các quark và các lepton. Nó có khối lượng riêng rất cao cỡ 1027 g/cm3 - trung bình giữa sao quark và hố đen, kích thước chỉ vào cỡ vài chục cm. Một sao Preon khối lượng cỡ Trái Đất sẽ có kích thước bằng quả bóng tennis, nó chỉ có thể được phát hiện qua hiệu ứng thấu kính hấp dẫn và bức xạ gamma. Các đặc trưng của sao Preon đang được nghiên cứu thông qua các lý thuyết về chất tối. Sao 40
Preon là sao có thể được hình thành từ những vụ nổ sao siêu mới hoặc từ Bigbang. 3.2.5. Hố đen (Black Hole) Hố đen (lỗ đen hoặc hốc đen) là một vùng trong không - thời gian mà trường hấp dẫn ngăn cản mọi thứ, bao gồm cả ánh sáng cũng không thể thoát ra. Thuyết tương đối rộng tiên đoán một lượng vật chất với khối lượng đủ lớn nằm trong phạm vi đủ nhỏ sẽ làm biến dạng không thời gian để trở thành lỗ đen. Xung quanh lỗ đen là một mặt xác định bởi phương trình toán học gọi là chân trời sự kiện, mà tại đó khi vật chất vượt qua nó sẽ không thể thoát ra ngoài hố đen được. Hố đen gọi là "đen" bởi vì nó hấp thụ mọi bức xạ và vật chất hút qua chân trời sự kiện, giống như một vật đen tuyệt đối trong nhiệt động lực học; nó cũng không phải là một loại "lỗ" hay "hố" nào mà là vùng không thời gian không để cho một thứ gì thoát ra. Lý thuyết trường lượng tử trong không thời gian cong tiên đoán tại chân trời sự kiện hố đen có phát ra bức xạ giống như vật đen có nhiệt độ nhất định phát ra bức xạ nhiệt. Nhiệt độ này tỉ lệ nghịch với khối lượng của lỗ đen, khiến cho rất khó quan sát được bức xạ này đối với các lỗ đen có khối lượng sao hay trung bình. Trong thế kỷ 18, John Michell và Pierre-Simon Laplace từng xét đến vật thể có trường hấp dẫn mạnh mô tả bởi cơ học cổ điển khiến cho ánh sáng không thể thoát ra. Lý thuyết hiện đại đầu tiên về đặc điểm của lỗ đen nêu bởi Karl Schwarzschild năm 1916 khi ông tìm ra nghiệm chính xác đầu tiên cho phương trình trường Einstein, mặc dù ý nghĩa vật lý và cách giải thích về vùng không thời gian mà không thứ gì có thể thoát được do David Finkelstein nêu ra đầu tiên vào năm 1958. Trong một thời gian dài, các nhà vật lý coi nghiệm Schwarzschild là miêu tả toán học thuần túy. Cho đến thập niên 1960, những nghiên cứu lý thuyết mới chỉ ra rằng lỗ đen hình thành theo những tiên đoán chặt chẽ của thuyết tương đối tổng quát. Khi các nhà thiên văn phát hiện 41
ra các sao nơtrôn, pulsar và Cygnus X-1 - một hố đen trong hệ sao đôi, thì những tiên đoán về quá trình suy sụp hấp dẫn trở thành hiện thực, và khái niệm lỗ đen cùng với các thiên thể đặc chuyển thành lý thuyết miêu tả những thực thể đặc biệt này trong vũ trụ. Theo lý thuyết, hố đen khối lượng sao hình thành từ sự suy sụp hấp dẫn của những sao có khối lượng rất lớn trong giai đoạn cuối của quá trình tiến hóa. Sau khi hình thành, chúng tiếp tục thu hút vật chất từ môi trường xung quanh, và khối lượng tăng dần lên theo thời gian. Cùng với quá trình hòa trộn và sáp nhập hai hay nhiều hố đen mà tồn tại những hố đen khổng lồ với khối lượng từ vài triệu cho đến hàng chục tỷ lần khối lượng Mặt Trời. Các dự án khảo sát cho thấy đa phần tại trung tâm thiên hà lớn đều tồn tại ít nhất một hố đen khổng lồ. Mặc dù theo định nghĩa nó là vật thể đen hoàn toàn hay vô hình, sự tồn tại của lỗ đen có thể suy đoán thông qua tương tác của nó với môi trường vật chất xung quanh và bức xạ như ánh sáng. Vật chất rơi vào hố đen hình thành lên vùng bồi tụ, ở đây vật chất va chạm và ma sát với nhau, trở thành trạng thái plasma phát ra bức xạ cường độ lớn; khiến môi trường bao quanh lỗ đen trở thành một trong những vật thể sáng nhất trong vũ trụ. Nếu có một ngôi sao quay quanh hố đen, hình dáng và chu kỳ quỹ đạo của nó cho phép các nhà thiên văn tính ra được khối lượng của hố đen và khoảng cách đến nó. Những dữ liệu này giúp họ phân biệt được thiên thể đặc là hố đen hay sao nơtrôn Theo cách này, nhiều hố đen được phát hiện ra nằm trong hệ sao đôi, và tại trung tâm Ngân Hà có một lỗ đen khổng lồ với khối lượng xấp xỉ 4,3 triệu lần khối lượng Mặt Trời. Lý thuyết về hố đen, nơi có trường hấp dẫn mạnh tập trung trong vùng không thời gian nhỏ, là một trong số những lý thuyết cần sự tổng hợp của thuyết tương đối tổng quát miêu tả lực hấp dẫn với Mô hình chuẩn của cơ học 42
lượng tử. Và hiện nay, các nhà lý thuyết vẫn đang trên con đường xây dựng thuyết hấp dẫn lượng tử để có thể miêu tả vùng kì dị tại trung tâm hố đen. 43
CHƯƠNG 4: MỘT SỐ BÀI TẬP VẬN DỤNG Bài 1: Tính bán kính sao 훽 trong chòm Nhân Mã theo bán kính Mặt Trời. Biết cấp sao tuyệt đối và nhiệt độ của sao 훽 và của Mặt Trời tương ứng là: M = -5; T = 21 000K; M0 = 4,8; T0 = 5800K. Lời giải: Áp dụng công thức tính độ trưng L của sao ta có: W R T 24 L ==24 W000 R T Suy ra, bán kính của sao 훽 trong chòm Nhân Mã là: 2 T0 Mm0 − RLR2,512R== 00 T Thay số ta được: 2 4,85−−( ) 5800 R2,512.R6,958R= 00 21000 Vậy R ≈ 6,958푅0 Bài 2: Sao Chức Nữ có cấp sao nhìn thấy m = 0,04. Biết rằng nó cách ta 8 pc. Hỏi cấp sao tuyệt đối của sao là bao nhiêu? Lời giải: Hình 4.1: Sao chức nữ 44
Cấp sao tuyệt đối của sao Chức Nữ là: M = m + 5 – 5lgd = 0,04 + 5 – 5lg8 = 0,525 Bài 3: Một ngôi sao có khối lượng gấp 5 lần khối lượng Mặt Trời. Nếu suy sụp trở thành hố đen thì bán kính Schwarzschild của thiên thể này là bao nhiêu? Lời giải: Bán kính Schwarzschild hay bán kính hấp dẫn RSch, của một vật thể là bán kính giới hạn mà nếu kích thước của vật thể nhỏ hơn giá trị này thì nó sẽ trở thành một hố đen (lực hấp dẫn lớn tới mức vận tốc vũ trụ cấp hai của vật thể đó đạt tới ngưỡng vận tốc ánh sáng). Bán kính Schwarzschild của vật thể khối lượng M được cho bởi công thức sau: 2GM R = Sch c2 Trong đó RSch là bán kính hấp dẫn Schwarzschild, tính bằng km G là hằng số hấp dẫn (6.6742×10-11 m3 kg-1 s-2) M là khối lượng vật thể, tính bằng kg c là vận tốc ánh sáng trong chân không (300.000 km/s) Áp dụng vào bài ta có bán kính Schwarzschild của thiên thể là: −1130 2GM 10GM10.6,67408.100 .1,99.10 RSch = 2 ==2 2 c c (3.108 ) ==14757(m) 14,757(km) Vậy bán kính Schwarzschild của thiên thể RSch = 14,757 (km) Bài 4: Sao Thiên Lang ở cách xa 2,67pc, giả sử vận tốc tia nhìn của nó không đổi và bằng 8km/s (có hướng đi tới chúng ta) thì sau bao nhiêu năm độ sáng của nó sẽ tăng lên 2 lần? 45
Lời giải Hình 4.2: Hình ảnh sao Thiên Lang Do độ sáng hay độ rọi của ngôi sao tỉ lệ nghịch với khoảng cách Coi năng lượng hay công suất bức xạ là không đổi Theo bài ra ta có: 2 Ed21 d1 == 2 =d2 Ed12 2 Quãng đường ngôi sao đã đi là: d 2− 2 S= d − d = d −1 = d 1 2 12 2 1 22− == .2,67.3,08568.102,413.101313 (km) 2 s 2,413.1013 Suy ra: t= = = 3,01625.1012 (s) 95581năm v8 Vậy sau 95581 năm độ sáng của sao Thiên Lang sẽ tăng lên 2 lần. 46
KẾT LUẬN Đề tài: “Tìm hiểu về sự tiến hóa và phân loại sao” đã trình bày: - Lý thuyết về sao và các đặc trưng cơ bản của sao. - Đi sâu nghiên cứu về sự phân loại sao. - Đề tài cũng đã trình bày về sự tiến hóa của các sao: nghiên cứu về các giai đoạn chính trong quá trình tiến hóa của sao, sự phát hiện và các đặc tính vật lý của các tàn dư suy biến của sao. - Từ đó vận dụng giải một số bài tập về sao: xác định cấp sao tuyệt đối, tính độ rọi của sao hay tính bán kính của một sao. Trong quá trình nghiên cứu còn nhiều hạn chế nên không tránh khỏi những sai sót mong nhận được sự góp ý của thầy cô và các bạn. 47
TÀI LIỆU THAM KHẢO [1] Nguyễn Đình Doãn, Phan Văn Đồng, Nguyễn Đình Huân, Nguyễn Quỳnh Lan (2008) - Giáo trình vật lý thiên văn, Nhà xuất bản giáo dục. [2] Nguyễn Hữu Tình (2012) - Giáo trình thiên văn, Nhà xuất bản Đại học Quốc Gia Hà Nội, 2012. [3] [4] [5] C4%91%E1%BB%8F [6] [7] 48